Альберт Эйнштейн: творец и бунтарь - [72]

И введенная им λ, и идея покоящейся пространственно конечной Вселенной, равномерно заполненной веществом, привели Эйнштейна в итоге проведенных им вычислений к тому, что существует единственный фундаментальный тип модели Вселенной. И размеры, и масса ее были обусловлены значением λ. Если фиксировать эту величину — тут способны помочь астрономические наблюдения, — то действительно удалось бы получить единственную модель единственной Вселенной. Это была великолепная идея. Но прежде чем пойти дальше, следует подчеркнуть важность этой статьи, написанной Эйнштейном в 1917 г., ибо она — нам еще предстоит в этом убедиться — была не без изъяна. Но недопустимо, чтобы последующие открытия умалили ее значение. Статья, о которой идет речь, была событием и выдающимся, и плодотворным. На ее основе развилось новое направление исследований в физике. Был сделан первый колоссальный шаг на тернистом и необычайно трудном пути, и нам поневоле придется ограничиться лишь весьма беглым разговором. Остановимся хотя бы на нескольких наиболее значительных моментах.　

Едва Эйнштейн сделал первый смелый шаг, как в 1917 г. в нейтральной Голландии де Ситтер нашел еще одно решение космологических уравнений Эйнштейна. Этот факт обескураживал: значит, уравнения Эйнштейна вовсе не вели в конечном счете к единственно возможной модели Вселенной. Более того, в отличие от вселенной Эйнштейна, вселенная де Ситтера была пуста. А это уже вступало в противоречие с убеждением Эйнштейна, основанным в свою очередь на идеях Маха, что материя и пространство — время настолько тесно между собой связаны, что не могут существовать друг без друга.　

Вселенная де Ситтера обладала странными свойствами. Например, она была задумана как статическая вселенная (что бы это ни значило, ведь надо учитывать, что она была пуста). Однако если впустить в нее несколько пылинок — при этом ее пустота, в сущности, вовсе не нарушилась бы, — то можно было бы сказать, что эти пылинки должны разлететься в разные стороны со всевозрастающими скоростями. Таким образом, это была расширяющаяся вселенная, что полностью противоречило известным тогда астрономическим данным.　

Значительный шаг вперед был сделан в 1922 г. и вновь в 1924 г., когда советский математик Александр Фридман нашел новые решения космологических уравнений Эйнштейна. В отличие от вселенной де Ситтера, вселенные Фридмана не были пусты; в отличие от вселенной Эйнштейна, они не были статичны. Фридман обнаружил релятивистскую возможность существования заполненных материей вселенных, причем некоторые из них расширялись, другие сжимались, а третьи даже попеременно переходили из одного состояния в другое. Более того, хотя эти вселенные могли обладать конечной протяженностью в пространстве, они могли также быть пространственно бесконечными с плоским либо однородно искривленным пространством. Все это было неожиданным и богатым «уловом». Но непосредственно воздействие математических открытий Фридмана поначалу было невелико. Даже Эйнштейн не сразу оценил их. Более того, чисто интуитивное первое впечатление от этих работ было, скорее, негативным.　

Однако незадолго до этого у астрономов стала складываться новая картина Вселенной. Им уже давно стало ясно, что наша солнечная система расположена на периферии и составляет относительно микроскопическую часть обширного скопления звезд, образующих туманность. Мы называем эту туманность нашей галактикой, потому что она едва видна на небе невооруженным глазом в виде подобного легкой дымке Млечного Пути (само название «галактика» происходит от греческого слова, обозначающего «молоко»). Решающие наблюдения, выполненные в 1924 г. американским астрономом Эдвином Хабблом, послужили подтверждением той точки зрения, что не все туманности находятся в относительной близости к нашей галактике. Вскоре сложилась картина Вселенной, в которой миллиарды звезд скапливаются в туманности, образуя нечто вроде островов, и эти туманности более или менее равномерно распределены в космическом пространстве. Стоило заменить звезды туманностями, и предположение Эйнштейна о равномерном распределении вещества в пространстве оставалось приемлемым.　

А вот его предположение о статической вселенной не подтвердилось. С помощью знаменитого стодюймового телескопа Маунт-Вильсон, установленного в Калифорнии, астрономы — в первую очередь Хаббл — занимались изучением расстояний до туманностей и их движением. В 1929 г. Хаббл опубликовал убедительные доказательства разбегания удаленных туманностей; к тому же процесс этот подчинялся строгим закономерностям. Чем больше расстояние до туманности, тем с большей скоростью удаляется она от нас, и отношение скорости к расстоянию является величиной более или менее одинаковой для всех в то время изученных туманностей. Это отношение стало называться постоянной Хаббла. Для наиболее удаленных туманностей скорости разбегания оказались весьма впечатляющими — они доходили почти до более чем 12 тысяч км в секунду. А если учесть колоссальную массу туманности (она в миллиарды раз превышает массу солнца), то такие скорости просто ошарашивают. Тем не менее впоследствии были получены данные, которые показали, что скорости разбегания более удаленных туманностей еще выше.